Etude du spectre d'une étoile.- le soleil


1.Informations Préliminaires

Une étoile peut être considérée comme une boule de gaz sous haute pression dont la température varie de plusieurs centaines de millions de degrés au centre à quelques milliers de degrés en surface. Les étoiles émettent un spectre continu produit par les régions internes qui sont très chaudes; le rayonnement traverse ensuite les régions superficielles qui sont plus froides et jouent un rôle d’absorbant.  
Dès 1814, le physicien allemand Fraunhofer remarque la présence de raies noires dans le spectre du Soleil. Kirchoff mesure la longueur d'onde de plusieurs milliers de ces raies et montre qu'elles coïncident avec celles émises par divers éléments chimiques: hydrogène, calcium, cuivre, fer, zinc.... Il publie, en 1861, le premier atlas du système solaire.

2. Etude des spectres de l’argon et du Soleil

2.1 Observation du document

Quel est l'intérêt des travaux de Fraunhofer et de Kirchhoff ?

Fraunhofer a étudié le spectre de la lumière émise par le Soleil et Kichhoff a étudié la composition chimique de l'atmosphère solaire ( = chromosphère).

Que représentent les raies noires dans le spectre du Soleil? 

Ce sont des raies d'absorption. Le coeur du soleil, formé d'un gaz chaud et dense, émet un spectre continu. En passant dans la chromosphère, certaines raies sont absorbées par les élément chimiques qui s'y trouvent. 


2.2 Etude du spectre de l'argon



Mesurer la distance L en mm entre la raie d'émission de 390 nm et la raie 404 nm ; compléter le tableau ci-dessous.
Recommencer pour les autres raies d'émission

λ en nm 390 404 430 451 470 519 545
L en mm 0 17 52 80 105 169 204
 
Tracer, sur papier millimétré, le graphique donnant λ en fonction de L pour les raies d’émission
 l’argon.
Cette courbe servira de courbe d’étalonnage.

2.3 Etude du spectre du soleil

Ce spectre du soleil a été observé avec le même spectroscope que le spectre de l'argon.



Mesurer les distances, en mm, entre la raie d’émission de 390 nm et les différentes raies d’absorption du spectre du soleil ; les reporter dans le tableau ci-dessous.  
A l'aide de la courbe d'étalonnage, en déduire les longueurs d'onde des raies d'absorption du spectre du Soleil.
N° 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15
L(mm) 3,5 8,0 26 41 57 62,5 100 125 132 138 142 165 178 186 192
λ(nm)  
 393 397 410 422 434 438 466 485 490 495 498 517 526 533 537
 
A partir des données figurant dans le tableau ci-dessous, associer à chaque raie d'absorption l'entité chimique (ion ou atome ) présente dans la chromosphère.
Données :  
H 410 434 486,1 656,3
Na 589 589,6
Mg 470,3 516,7
Ca 422,7 458,2 526,2 527
Ca2+ 393 396,8
Fe 438,3 489,1 491,9 495,7 532,8 537,1 539,7
Ti 466,8 469,1 498,2
Mn 403,6
Ni 508


N° 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15
λ(nm)  
 393 397 410 422 434 438 466 485 490 495 498 517 526 533 537
Entité chimique Ca2+ Ca2+ H Ca H Fe Ti H Fe Fe Ti Mg Ca Fe Fe


Quelles sont les entités chimiques présentes dans la chromosphère ?

  Dans l'atmosphère solaire, il y a : H, Ca, Ca2+ , Fe, Mg, Ti


H 410 434 486,1 656,3
Ca 422,7 458,2 526,2 527
Ca2+ 393 396,8
Fe 438,3 489,1 491,9 495,7 532,8 537,1 539,7
Ti 466,8 469,1 498,2